ზეახალი ვარსკვლავის ნარჩენი: განსხვავება გადახედვებს შორის
[შეუმოწმებელი ვერსია] | [შემოწმებული ვერსია] |
შიგთავსი ამოიშალა შიგთავსი დაემატა
No edit summary |
|||
ხაზი 4:
არსებობს ზეახალი ვარსკვლავის წარმოქმნის ორი გზა:
* მასიური ვარსკვლავი, ამოწურა რა საკუთარი საწვავი, წყვეტს [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული
* [[თეთრი ჯუჯა]] თანამდევი ვარსკვლავის ნივთიერების დაგროვებით ([[აკრეციის მოვლენა]]) კრიტიკულ მასას აღწევს და თერმობირთვული აფეთქებით ზეახალ ვარსკვლავად იქცევა.
ორივე შემთხვევაში ზეახალი ვარსკვლავის აფეთქება გარშემო სივრცეში
შესაძლოა ყველაზე ლამაზი და კარგად გამოკვლეული ახალგაზრდა ნარჩენი იყო [[1987]] წელს წარმოქმნილი ზეახალი ვარსკვლავი [[SN 1987A]]-სგან დიდი მაგელანის ღრუბელში. სხვა კარგად ცნობილი ზეახალი ვარსკვლავის ნარჩენები იყო [[კიბორჩხალსახის ნისლეული]], წარმოქმნილი შედარებით ბოლოდროინდელი აფეთქებით (1054 წელს); ასევე ზეახალი ვარსკვლავი ტიხოს ნარჩენი ([[SN 1572]]), სახელი [[ბრაგე, ტიხო|ტიხო ბრაგესგან]] დაერქვა, რომელიც აკვირდებოდა და დააფიქსირა მისი პირველდაწყებითი სიკაშკაშე აფეთქებიდან მცირე ხანში 1572 წელს; და სუპერნოვა კეპლერის ნარჩენი ([[SN 1604]]) - [[კეპლერი, იოჰან|იოჰან კეპლერის]] სახელზე.▼
▲შესაძლოა ყველაზე ლამაზი და კარგად გამოკვლეული ახალგაზრდა ნარჩენი იყო [[1987]] წელს წარმოქმნილი ზეახალი ვარსკვლავი [[SN 1987A]]-სგან [[მაგელანის დიდი ნისლეული|მაგელანის
== იხილეთ აგრეთვე ==
|